|
|
|
 |
|
 |
||||||||||
|
||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Bearbeiten von digitalen Bildern bietet nahezu ungeahnte Möglichkeiten. Hier sollen einige Aspekte des großen Themas der Bildbearbeitung besprochen werden und zwar diejenigen, die zu einer Verbesserung von Astro-Aufnahmen führen. Die hier durchgeführten Schritte und Abbildungen wurden mit Adobe Photoshop 7.0 erstellt. Sie sind aber so grundlegend, dass Sie auch mit anderen Programmen durchgeführt werden können. Zuerst werden die Schritte anhand eines S/W-Bildes beschrieben, die Bearbeitung und Feinabstimmung von Farbbildern erfolgt dann im Anschluss.
Über den Sinn und Unsinn, Farbbilder in der Astronomie zu erstellen hat Kippenhahn in [4] einen lesenswerten Beitrag geschrieben, so dass hier der Sachverhalt nicht erneut diskutiert werden muss. Farbbilder werden in der Astronomie üblicherweise durch die Erstellung von drei einzelnen Bildern in den Farben rot, grün und blau erstellt. Zum einen ist aber die Quanteneffizienz der CCD-Kamera nicht über den gesamten Farbbereich konstant zum anderen ist die Durchlasskurve der drei Filter nicht identisch. Fazit: Sie müssen die Belichtungszeiten der einzelnen Farben für das Kamera-Filter-System ermitteln.
|
In Abb. 5a sind in der oberen Grafik die Quanteneffizienz der Kamera (Spektrum) und die Durchlassbereiche der Farbfilter eingezeichnet. Die Kurven sind von SBIG für die ST 2000 Kamera und für das von SBIG gelieferte Farbfilterrad. Die Grafiken wurden aus PDFs des Herstellers extrahiert und dann im Maßstab angepasst. Aus diesem Diagramm wurde dann für verschiedene Wellenlängen die Quanteneffizienz des Gesamtsystems wie folgt ermittelt: Für die Kamera kann die Quanteneffizienz bei einer Wellenlänge von 520 nm (gelber Kreis unten) als 50% abgelesen werden. Der Durchlass des grünen Filters beträgt bei derselben Wellenlänge 90% (gelber Kreis oben). Hieraus wird die Gesamteffizienz des Systems für 520 nm ermittelt, nämlich 0,9*0,5 = 0,45. Mit diesem Wert wurde das untere Diagramm in Abb. 5a erstellt. Diese Berechnung wurde im Abstand von 10 nm über den gesamten sichtbaren Wellenlängenbereich wiederholt. Das Ergebnis sind die drei Kurven für rot, grün und blau. Die rote und blaue Kurve ist farbig unterlegt. Die Fläche unter den Kurven ist das Maß für die relative Belichtungszeit! Für eine erste Abschätzung erkennt man, dass die blaue Fläche ungefähr doppelt so groß ist wie die rote, d.h. bei dem gezeigten System muss für rot ungefähr doppelt so lange belichtet werden wie für die blaue Farbe. Das Ergebnis ist ein prozentuales Verhältnis der Belichtungszeiten für die Farben Rot, Grün und Blau. Durch Normierung haben Sie dann für die zukünftige Arbeit eine gute Basis. Am Besten erledigt so eine Berechnung ein Tabellenkalkulationsprogramm wie Excel. Diese Ermittlung der Belichtungszeitverhältnisse stellt lediglich eine Abschätzung dar und zwar aus folgenden Gründen:
|
Erst nach der Addition der drei Bilder, also im RGB-Bild erfolgt die endgültige Kalibrierung. Üblicherweise durch zwei Punkte. Der erste Punkt ist der Himmelshintergrund, der zweite Punkt ein (wenn möglich) weisser Stern. Verwenden Sie hierzu die Farbaufnahme-Pipette. Zahlen lügen nicht! Setzen Sie eine Pipette auf den Hintergrund und eine Pipette auf einen weissen Stern wie in Abb. 5c dargestellt.
|
Stellen Sie nun die drei Farbkanäle über die Gradationskurve so ein, dass der Hintergrund bei den drei Farben jeweils in der Nähe von null liegt. Aber setzten Sie den Wert nicht auf exakt null. Ein "knallschwarzer" Hintergrund wirkt unnatürlich. Den Weisspunkt setzen Sie bei den drei Farben in die Nähe von 255, aber auch nicht exakt auf den Wert sondern bleiben Sie etwas darunter, wie in Abb. 5c gezeigt (gelb markiert). Wichtig ist hierbei zu wissen, dass es sich hierbei um keine exakte Kalibrierung handelt. Die so erstellten Farbbilder dürfen nicht wissenschaftlich ausgewertet werden.
In der Amateurastronomie hat sich das L-RGB Verfahren für hochwertige Farbaufnahmen durchgesetzt. Hierbei wird ein hochaufgelöstes Graustufenbild mit einem weniger guten Farbbild mittels der Füllmethode Luminanz verknüpft. Das niedrig aufgelöste RGB-Bild liefert die Farbinformationen und das hochaufgelöste Graustufenbild liefert die Kontrast bzw. Helligkeitsinformation. Um sich die Funktionsweise zu verdeutlichen und zu verstehen ist es am Besten, wenn Sie das folgende Experiment an einem nicht-astronomischen Bild wie in Abb. 6a-c gezeigt durchführen. Gehen Sie dabei wie folgt vor: Öffnen Sie ein Bild in Photoshop. Duplizieren Sie das Bild mit der Funktion Bild > BILD DUPLIZIEREN. Wandeln Sie das Bild in ein Graustufenbild mit der Funktion Bild >MODUS GRAUSTUFEN um. Dies ist für das folgende Experiment das Luminanzbild. Kehren Sie zum Farbbild zurück und zeichnen Sie die Hälfte des Bildes weich mit dem Befehl Filter >WEICHZEICHNUNGSFILTER GAUßSCHER WEICHZEICHNER.
|
Sie sollten jetzt zwei Bilder wie Abb. 6a und b auf dem Monitor haben. Kopieren Sie das Graustufenbild in die Zwischenablage und fügen Sie das Bild in das Farbbild ein, so dass das Graustufenbild über dem Farbbild zu liegen kommt, wie in Abb. 6c gezeigt. Ändern Sie nun die Füllmethode von NORMAL auf LUMINANZ. Sie werden im Ergebnis kaum einen Unterschied zwischen der Bildhälfte mit dem scharfen RGB-Bild und der Bildhälfte mit dem unscharfen RGB-Bild feststellen. Der in Abb. 6b zusätzlich eingezeichnete spektrale Farbverlauf zeigt auch ganz deutlich in Abb. 6d, dass das RGB-Bild lediglich den Farbteil des Bildes liefert. Die Detailinformation kommt vom darüber liegenden Graustufenbild. Welche Konsequenzen hat dieses Experiment für astronomische Bilder? Betrachten Sie hierzu nochmals Abb. 5a. Im oberen Diagramm stellt die Fläche unter der schwarzen dicken Linie die Quanteneffizienz der Kamera ohne Filter dar. Sie ist in den Spektralfarben gezeichnet und das Maß für die Gesamtempfindlichkeit. Die im roten Bereich aufgehellte Fläche ist das Maß für die Empfindlichkeit im roten Bereich. Vergleicht man die rot aufgehellte Fläche mit der Gesamtfläche, so zeigt sich, dass die Kamera mit Rotfilter nur ca. 20% der Empfindlichkeit besitzt im Vergleich zum filterlosen System. Wenn Sie also ein Schwarzweißbild mit 30 min. aufnehmen wollen, dann müssten Sie für ein RGB-Bild im roten Bereich 150 min. im grünen 75 min. und im blauen auch 75 min. belichten; Insgesamt also 300 min! Wenn Sie nun das RGB-Bild im 2x2 Binning-Mode erstellen, d.h. 4 Pixel werden zu einem zusammengefasst und damit die Empfindlichkeit um den Faktor 4 erhöht, so benötigen Sie für das rote Bild lediglich 37,5 min, für das grüne und blaue Bild jeweils 18,75 min. Insgesamt belichten Sie das RGB-Bild also 75 min. Hinzu kommt noch das Schwarzweißbild mit 30 min, macht dann insgesamt eine Belichtungszeit von 105 min. Das ist lediglich 1/3 der Belichtungszeit die Sie für ein RGB-Bild aufwenden müssen. Zwar ist die Auflösung des RGB-Bildes jetzt nur noch halb so groß, da Sie aber für das L-RGB Verfahren aus dem RGB-Bild nicht die Details sondern lediglich die Farbinformationen benötigen spielt dies keine große Rolle.
Die Vorteile des L-RGB Verfahrens zusammengefasst:
Die Abb. 6e zeigt die Vorteile des L-RGB Verfahrens. In dieser Abbildung wurde in der linken Bildhälfte rot 30 min, grün und blau je 15 min im 2x2-Mode belichtet. Der rechte Bildteil zeigt ein darüber gelegtes Luminanzbild mit einer Belichtungszeit von 30 min (Instrument: Takahashi Mewlon Öffnung 210 mm Brennweite auf 1762 mm verkürzt, Kamera ST2000 von SBIG mit SBIG RGB-Filterrad). Zurzeit gibt es zum L-RGB Verfahren keine Alternative.
|
Fotoausdrucke auf dem eigenen Farbtintenstrahldrucker stellen heute keine Alternative zum Abzug aus dem Großlabor dar. Der Hauptnachteil der Standard-Tintenstrahldrucker sind die geringe Beständigkeit gegen mechanische Beanspruchung und das schnelle Ausbleichen der Bilder. Zudem sind die Abzüge aus dem Großlabor deutlich günstiger als eigene Ausdrucke. Abschließend noch ein paar Hinweise zum Erstellen von Abzügen:
Monitore und Tintenstrahldrucker, aber auch digitale Fotolabore, verwenden den Rot-Grün-Blau-Farbraum (RGB). In der Druckindustrie wird der Cyan-Magenta-Yellow-Kontrast Farbraum (CMYK) verwendet. Daten für das Fotolabor dürfen nur im RGB-Modus abgespeichert werden, ansonsten sind große Farbabweichungen nicht auszuschließen.
TIF-Dateien sind sehr viel größer als JPG-Dateien. Beinhalten aber die maximale Qualität der Daten. Auch wenn Sie TIF-Dateien komprimiert abspeichern gehen keine Informationen verloren, denn die TIF-Komprimierung erfolgt verlustfrei. Daher der Tipp, das endgültige Bild im TIF-Format abspeichern.
Da bei diesem Punkt die größte Verwirrung herrscht, soll dieser Punkt noch etwas ausführlicher behandelt werden.
DPI steht für "Dots per Inch", d.h. Punkte pro Zoll. Dies ist eine Eigenschaft von Druckern und nicht von Digitalbildern. Es ist eine Maßeinheit, die aussagt, wie fein ein Drucker die Bildpunkte auf das Papier bringen kann. Drucker mit einer tatsächlichen Auflösung von 200 bis 300 dpi liefern eine sehr gute Bildqualität.
Damit ein Drucker die oben genannte Qualität auch auf das Papier bringen kann, sollte ein digitales Bild mit 200 bis 300 ppi (Pixel per Inch) erstellt und abgespeichert werden. Damit ist dann auch die maximale Größe des Abzuges aus dem Labor festgelegt. Die maximale Größe des Abzuges kann leicht überschlagen werden. Angenommen ein Chip habe die Maße 1600 x 1200 Pixel. Um dieses Bild mit einer guten Qualität von 200 dpi zu drucken, darf das Bild maximal auf (1600 Pixel / (200 Pixel/Inch)) = 8 Inch vergrößert werden. Dies entspricht einer Größe von 20 cm. Wenn beim oben genannten Chip die Kantenlänge eines Pixels 7,5 µm hat, wird durch das 16-fache Nachvergrößern ein Pixel auf ein Maß von 0,12 mm vergrößert. Im Abstand von 30 cm kann das menschliche Auge 0,17 mm Auflösen (2 Bogenminuten), d.h. die Struktur des Bildes wird nicht sichtbar. Hierin ist auch der wirklich große Nachteil der CCD-Kameras genannt. Beim Nachvergrößern und Erstellen von großen Abzügen ist das Limit sehr schnell erreicht, denn wenn Sie von einem Kleinbild-Dia oder Negativ einen Abzug im Format 20 x 30 cm erstellen, muss das Dia um den Faktor 8,3 nachvergrößert werden (36 mm x 8,3 = 29,8 cm). Ein digitales Bild mit einer CCD-Kamera mit dem Chipformat 9 x12 mm muss 25-fach nachvergrößert werden (12 mm x 25 = 30cm). Kleinste Nachführfehler werden 25-fach vergrößert und sofort sichtbar. Einen Trost bildet hier ein alter Leitsatz aus der Fototechnik. "Wenn ein Bild absolut scharf und brillant auf 13x18 erscheint, geht zur Not auch jedes andere Format". Warum? Weil der Betrachtungsabstand ebenfalls zunimmt! Ein Bild im Format 9 x 13 cm oder 13 x 18 cm kann bequem aus einem Abstand von 20 oder 30 cm betrachtet werden. Ein Bild der Größe 30 x 45 cm können Sie aus 30 cm Abstand nicht mehr überblicken. Um das ganze Bild überblicken zu können müssen Sie den Betrachtungsabstand vergrößern. Dabei können Sie kleinere Details und auftretende Unschärfen nicht mehr Auflösen. Für das eigene Album hat sich bei mir die Größe 13 x 18 cm bis jetzt bestens bewährt. Dabei passen 2 Bilder mit Text auf eine A4-Seite, wie in Abb. 7 gezeigt. Die Bilder sind auch bei Betrachtung aus nächster Nähe noch sehr gut. Für Bilder, die die Wand schmücken sollen, hat sich das Format 20 x 30 cm bewährt.
|
Weitere Informationen erhalten Sie auf meiner Homepage unter www.astro-siggi.de. Bei Fragen schicken Sie mir eine Email: Siegfried.Bergthal@t-online.de.
[4] Rudolf Kippenhahn: Kammermusik am Saturnring, Astronomie Heute, 12/2004 S. 60/61
|
|||||||||||
|
|||||||||||
